적색왜성

Red dwarf
이 기사는 별의 종류에 관한 것이다.영국 코미디 프랜차이즈는 레드 드워프를 참조하십시오.
"M 난쟁이"는 여기서 리다이렉트 됩니다.별 아래 물체에 대해서는 갈색 왜성을 참조하십시오.
태양에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리는 적색왜성이다.

적색왜성은 주계열에서 가장 작고 차가운 별이다.적색왜성은 우리 은하에서 적어도 태양 근처에서는 가장 흔한 유형의 별이지만, 밝기가 낮기 때문에 개별 적색왜성은 쉽게 관찰할 수 없습니다.지구에서는 적색왜성의 더 엄격한 정의에 맞는 별이 하나도 [1]육안으로 보이지 않는다.태양에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리는 적색왜성이며, 가장 가까운 별 60개 중 50개입니다.몇몇 추정에 따르면 적색왜성은 은하수에 [2]있는 별들의 4분의 3을 차지한다.

태양 근처의 가장 차가운 적색왜성은 표면 온도가 약 2,000 K이고 가장 작은 적색왜성은 태양 반지름의 약 9%이며 질량은 태양의 약 7.5%입니다.이 적색왜성들의 분광형은 L0에서 L2입니다.금속 함량이 낮은 가장 질량이 큰 갈색왜성은 3,600 K까지 뜨거워질 수 있고 M의 늦은 분광형을 가질 수 있기 때문에 갈색왜성의 특성과 일부 겹칩니다.

적색왜성의 정의와 용도는 적색왜성이 뜨겁고 질량이 큰 종단에 얼마나 포함되느냐에 따라 달라집니다.한 가지 정의는 M형 주계열성(M형 주계열성)과 동의어로, 최고 온도는 3,900 K, 0.6입니다.MM형 주계열성과 K형 주계열성(K 왜성)을 모두 포함하며, 최고 온도는 5,200 K, 0.8이다☉.M어떤 정의에는 항성 M형 왜성과 K형 왜성의 일부가 포함된다☉.다른 정의도 사용되고 있습니다(정의 참조).가장 차갑고 질량이 낮은 M형 왜성의 대부분은 진짜 별이 아닌 갈색왜성이 될 것으로 예상되기 때문에 적색왜성의 정의에서 제외될 것입니다.

항성 모형은 적색왜성이 0.35 미만임을 나타냅니다.M☉ 완전히 [3]대류됩니다.따라서 수소의 열핵융합에 의해 생성된 헬륨은 항성 전체에서 지속적으로 재혼합되어 중심부에 헬륨이 축적되는 것을 방지하여 핵융합 기간을 연장할 수 있다.따라서 저질량 적색왜성은 연료가 고갈될 때까지 수조 년 동안 일정한 광도와 분광형을 유지하며 매우 느리게 발전합니다.우주의 나이가 비교적 짧기 때문에, 적색왜성은 아직 진화의 발전 단계에 존재하지 않습니다.

정의.

별을 지칭할 때 사용되는 "적색 왜성"이라는 용어는 엄밀한 정의를 가지고 있지 않습니다.이 용어의 가장 초기 사용 중 하나는 1915년인데, 단순히 "빨간" 왜성과 "파란"[4] 왜성을 대조하기 위해 사용되었다.그 정의는 [5]모호했지만, 그것은 확립된 용도가 되었다.어떤 분광형이 적색왜성의 자격을 갖췄는지, 연구자들마다 다른 한계(예: K8–M5[6] 또는 "K5보다 늦은")[7]를 선택했다.Dwarf M 별(약어 dM)도 사용되었지만, 때로는 분광형 [8]K의 별도 사용되기도 했다.

현대 사용법에서 적색왜성의 정의는 여전히 다양합니다.명시적으로 정의된 경우, 일반적으로 말기의 K-등급 별과 초기부터 중간 M-등급 [9]별들이 포함되지만, 많은 경우 M-등급 [10][11]별로만 제한됩니다.어떤 경우에는 모든 K별이 [12]적색왜성으로 포함되기도 하고, 어떤 경우에는 그보다 더 이른 [13]별도 포함되기도 합니다.

가장 최근의 조사에서는 가장 차가운 진짜 주계열성이 L2 또는 L3형 스펙트럼으로 분류됩니다.동시에, M6 또는 M7보다 더 차가운 많은 천체들은 갈색왜성으로 수소-1 [14]융합을 지속하기에는 질량이 충분하지 않습니다.이는 적색왜성과 갈색왜성의 분광형이 상당히 겹치는 것을 보여줍니다.그 스펙트럼 범위에 있는 물체는 분류하기 어려울 수 있다.

설명 및 특징

적색왜성은 질량이 매우 작은 [15]별입니다.그 결과, 비교적 낮은 압력과 낮은 융접률을 가지며, 따라서 낮은 온도를 가진다.생성된 에너지는 양성자-프로톤(PP) 연쇄 메커니즘을 통해 수소를 헬륨으로 핵융합하는 산물이다.따라서, 이 별들은 상대적으로 적은 양의 빛을 방출하며, 때로는 다음과 같은 작은 빛을 방출한다.태양의 1만 와트(10조 기가와트 또는 10 ZW)의 출력을22 의미하지만, 이는 여전히 10와트(10조 기가와트 또는 10 ZW)의 출력을 의미합니다.가장 큰 적색왜성(예: HD 179930, HIP 12961, 라카유 8760)도 태양 [16]광도의 약 10%밖에 되지 않습니다.일반적으로 0.35 미만의 적색왜성M☉ 대류를 통해 핵에서 표면으로 에너지를 운반합니다.대류는 실내의 불투명성으로 인해 발생하며, 온도 대비 밀도가 높습니다.그 결과, 방사선에 의한 에너지 전달은 감소하며, 대신 대류가 별의 표면으로 에너지를 전달하는 주요 형태이다.이 질량보다 큰 적색왜성은 중심핵 주위에 대류가 [17]일어나지 않는 영역이 있을 것입니다.

적색왜성의 예측된 주계열 수명은 [18]태양에 상대적인 질량에 대해 표시되었습니다.

질량이 작은 적색왜성은 완전히 대류하기 때문에 중심핵에 헬륨이 축적되지 않으며 태양과 같은 큰 별에 비해 주계열을 떠나기 전에 수소를 더 많이 태울 수 있다.그 결과 적색왜성은 현재 우주의 나이보다 훨씬 더 긴 수명을 가지고 있으며 별들은 0.8 미만이다.M☉ 메인 시퀀스를 떠날 시간이 없었습니다.적색왜성의 질량이 낮을수록 수명이 길어집니다.이 별들의 수명은 태양 질량에 대한 태양 질량의 비율의 3분의 1 또는 4분의 1만큼 우리 태양의 예상되는 100억 년 수명을 초과한다고 믿어진다. 따라서, 0.1.M☉ 적색왜성은 10조 [15][19]년 동안 계속 타오를지도 모른다.적색왜성의 수소가 소비되면서 핵융합 속도가 떨어지고 핵이 수축하기 시작합니다.이러한 크기 감소에 의해 방출되는 중력 에너지는 열로 변환되고,[20] 대류를 통해 별 전체에 전달됩니다.

전형적인 M형 주계열성의[21][22] 특성
스펙트럼
유형[23] 		질량()M☉ 반지름()R☉ 휘도()L☉ 효과적
온도
(K)		 색.
색인
(B − V)
M0V 0.57 0.588 0.069 3,850 1.42
M1V 0.50 0.501 0.041 3,660 1.49
M2V 0.44 0.446 0.029 3,560 1.51
M3V 0.37 0.361 0.016 3,430 1.53
M4V 0.23 0.274 7.2x10−3 3,210 1.65
M5V 0.162 0.196 3.0x10−3 3,060 1.83
M6V 0.102 0.137 1.0x10−3 2,810 2.01
M7V 0.090 0.120 6.5−4 x 10 2,680 2.12
M8V 0.085 0.114 5.2x10−4 2,570 2.15
M9V 0.079 0.102 3.0x10−4 2,380 2.17

컴퓨터 시뮬레이션에 따르면 적색왜성이 최종적으로 적색거성으로 진화하기 위해 필요한 최소 질량은 0.25이다.M질량이 작은 물체는 나이가 들면서 표면 온도와 광도가 증가하여 청색왜성이 되고 최종적으로 [18]백색왜성이 됩니다☉.

별의 질량이 적을수록, 이 진화 과정은 더 오래 걸립니다.계산 결과 0.16은M☉ 적색왜성(근처 바너드 별의 질량)은 주계열에서 약 2조 5천억 년 동안 머물 것이며, 그 후 50억 년 동안 청색왜성으로 활동할 것이며, 이 기간 동안 별은 태양 L☉광도의 3분의 1 ()과 표면 온도가 6,500-8,500 [18]켈빈에 달할 것이다.

적색왜성과 다른 낮은 질량의 별들은 더 무거운 별들이 주계열에서 벗어났을 때 여전히 주계열 위에 남아 있다는 사실은 별들이 주계열에서 벗어났을 때의 질량을 찾아냄으로써 성단의 나이를 추정할 수 있게 해준다.이것은 우주의 나이에 대한 하한선을 제공하며 은하 후광이나 은하 원반과 같은 은하수 내부의 구조에 형성 시간표를 배치할 수 있습니다.

관측된 모든 적색왜성은 "금속"을 포함하고 있는데, 천문학에서는 수소와 헬륨보다 무거운 원소이다.빅뱅 모형은 1세대 별들이 수소, 헬륨, 미량의 리튬만을 가지고 있을 것으로 예측하고 있으며, 따라서 금속 함량이 낮을 것이라고 예측합니다.그들의 수명은 매우 길기 때문에, 그 1세대(인구 III 별)의 일부였던 적색왜성은 오늘날에도 여전히 존재할 것입니다.그러나 저금속 적색왜성은 드물다.우주의 화학적 진화에 대한 인정된 모형은 금속이 부족한 왜성들의 희소성을 예측하는데, 왜냐하면 오직 거대한 별들만이 초기 우주의 금속이 부족한 환경에서 형성되었다고 생각되기 때문이다.거대한 별들이 초신성 폭발로 짧은 수명을 마치면서, 그들은 작은 별들을 형성하는데 필요한 무거운 원소들을 분출한다.그러므로, 왜성은 우주가 늙고 금속이 풍부해지면서 더 흔해졌다.고대 금속이 부족한 적색왜성의 기본적인 희소성은 예상되지만, 관측 결과는 예상보다 훨씬 적습니다.적색왜성처럼 어두운 물체를 발견하는 것이 매우 어렵다는 것이 이러한 차이를 설명해 주는 것으로 생각되었지만, 개선된 발견 방법들이 [24]그 차이를 확인시켜 줄 뿐이었다.

가장 질량이 작은 적색왜성과 가장 질량이 큰 갈색왜성의 경계는 금속성에 의해 크게 좌우됩니다.태양 금속성에서는 경계가 약 0.07에서 발생한다.M반면 0의 금속성에서는 경계가 약 0.09이다☉.M태양 금속성에서는 가장 질량이 작은 적색왜성의 온도가 이론적으로 약 1,700 K인 반면, 태양 주변의 적색왜성의 측정 결과 가장 차가운 별의 온도는 약 2,075 K이고 분광 등급은 약 L2입니다☉.이론은 금속 함량이 0인 가장 차가운 적색왜성은 약 3,600 K의 온도를 가질 것이라고 예측한다.질량이 가장 작은 적색왜성은 반지름이 약 0.09이다.R반면에 더 무거운 적색왜성과 덜 무거운 갈색왜성은 둘 다 [14][25]더 크다☉.

분광 표준별

글리제 623은 한 쌍의 적색왜성으로, 왼쪽에 GJ 623a가 있고 가운데 오른쪽에 희미한 GJ 623b가 있다.

M형 별에 대한 스펙트럼 기준은 수년간 조금씩 바뀌어 왔지만 1990년대 초반부터 다소 안정되었다.이 중 일부는 가장 가까운 적색왜성조차 상당히 희미하고, 20세기 초중반에 사용된 사진 유화에는 그 색이 잘 나타나지 않기 때문입니다.M형 중후기 왜성에 대한 연구는 주로 사진판을 사용하지 않고 하전쌍소자(CCD)와 적외선에 민감한 어레이로 발전하는 새로운 천체사진 및 분광기법의 개발로 인해 지난 수십 년 동안만 현저하게 발전했다.

개정된 예르케스 아틀라스 시스템(Johnson & Morgan,[26] 1953년)은 HD 147379(M0V)와 HD 95735/랄랑드 21185(M2V) 두 개의 M형 표준별만 열거했다.HD 147379는 이후 표준 요약에서 전문가 분류기에 의해 표준으로 간주되지 않았지만, Lalande 21185는 여전히 M2V의 주요 표준입니다. Robert[27] Garison은 적색왜성 [26][28][29]중 "앵커" 표준을 나열하지 않았지만, Lalande 21185는 많은 부록을 통해 M2V 표준으로 남아 있습니다.모건 & 키넌(1973)의 MK 분류에 대한 검토는 적색왜성 표준을 포함하지 않았다.1970년대 중반 키넌 & 맥닐(1976년)[30]과 보어샤르([31]1976년)가 적색왜성 표준별을 발표했지만 안타깝게도 표준별들 사이에 합의가 거의 없었다.1980년대 이후 더 차가운 별들이 발견됨에 따라, 적색왜성 기준의 정비가 필요하게 되었다.주로 Boeshaar 표준을 기반으로 스튜어드 천문대의 그룹(Kirkpatrick, Henry, McCarthy, 1991년)[29]이 K5V에서 M9V까지의 스펙트럼 시퀀스를 채웠다.이 M형 왜성들은 오늘날까지 주요한 표준으로 남아 있는 별들이다.1991년 이후 적색왜성의 스펙트럼 배열에는 무시할 만한 변화가 있었다.추가적인 적색왜성 표준은 헨리 등에 의해 작성되었다.(2002년)[32] 및 D.커크패트릭은 최근 그레이 앤 코벌리의 2009년 [33]논문으로 적색왜성과 표준별의 분류를 검토했다.M 왜성의 1차 스펙트럼 규격은 GJ 270(M0V), GJ 229A(M1V), 랄랑드 21185(M2V), 글리제 581(M3V), 글리제 402(M4V), GJ 51(M5V), Van6V(M3V)이다.

행성

태양의 0.7% 미만인 M형(분광 등급 M1Ve) 적색왜성 AU Mic을 묘사한 그림입니다.어두운 지역은 거대한 흑점 같은 지역을 나타냅니다.

많은 적색왜성은 외계행성에 의해 공전되지만 목성 크기의 큰 행성은 비교적 드물다.다양한 별들에 대한 도플러 조사에 따르면 태양 질량의 두 배인 별 6개 중 1개는 목성 크기의 행성들 중 하나 이상에 의해 공전하고 있으며, 태양과 비슷한 별들의 경우 16개 중 1개는 적색 왜성 주위를 도는 근접 거대 행성들의 빈도(목성 크기 이상)는 [34]40분의 1에 불과합니다.한편 마이크로렌즈 조사에 따르면 적색왜성 [35]3개 중 1개꼴로 공전주기가 긴 해왕성 질량의 행성이 발견되고 있다.HARPS를 통한 관측에 따르면 적색왜성의 40%는 표면에 [36]액체 상태의 물이 존재할 수 있는 거주 가능 영역 주위를 도는 "슈퍼 지구"급 행성을 가지고 있습니다.질량이 작은 별 주위에 행성이 형성되는 것에 대한 컴퓨터 시뮬레이션은 지구 크기의 행성이 가장 풍부하다고 예측하지만, 시뮬레이션된 행성의 90% 이상이 질량의 최소 10%가 물로 이루어져 있어 적색왜성 주위를 도는 많은 지구 크기의 행성들이 깊은 [37]바다에 덮여 있다는 것을 암시한다.

2005년과 2010년 사이에 글리제 581 행성계 내에서 궤도를 도는 최소 4개에서 최대 6개의 외계행성이 발견되었다.한 행성의 MEarth질량은 해왕성의 약 16질량이다.이 행성은 별에서 불과 600만 킬로미터(0.04 AU) 떨어져 있으며, 어두운 별에도 불구하고 표면 온도는 150°C로 추정된다.2006년에는 이보다 더 작은 외계 행성(5.5개)이 발견되었다.M적색왜성 OGLE-2005-BLG-390L 주위를 도는 것이 발견되었다Earth. OGLE-2005-BLG-390L은 항성으로부터 3억 9천만 km(2.6 AU) 떨어져 있으며 표면 온도는 -220°C(53 K)이다.

2007년 글리제 581 주위를 도는 잠재적으로 거주할 수 있는 새로운 외계 행성 글리제 581c가 발견되었다.발견자(Stephane Udry가 이끄는 팀)에 의해 추정된 최소 질량은 5.36이다.M발견자들은 이 행성의 반지름을 REarth지구의 1.5배()로 추정한다Earth.그 이후로 글리제 581d가 발견되었는데, 글리제 581d도 잠재적으로 거주할 수 있다.

글리제 581c와 d는 항성 거주 가능 영역 내에 있으며 지금까지 [38]발견된 외계 행성 중 거주가능성이 가장 높은 후보 중 두 개입니다.2010년 [39]9월에 발견된 글리제 581g은 이 별의 거주 가능 영역 가운데에 거의 원 궤도가 있다.그러나 행성의 존재는 [40]논쟁의 여지가 있다.

2017년 2월 23일 NASA는 물병자리에서 약 39광년 떨어진 적색왜성 트라피스트-1 주위를 도는 지구 크기의 행성 7개를 발견했다고 발표했다.행성들은 통과 방법을 통해 발견되었는데, 이는 우리가 모든 행성들에 대한 질량과 반지름 정보를 가지고 있다는 것을 의미한다.TRAPPIST-1e, f, g는 거주 가능 영역 내에 있는 것으로 보이며 [41]표면에 액체 상태의 물이 있을 수 있다.

거주성

주요 기사:적색왜성계의 거주 가능성
적색왜성의 거주 가능 영역을 도는 두 개의 엑소몬을 가진 행성의 예술가 인상.

현대의 증거는 적색왜성계의 행성들이 거주할 가능성이 매우 낮다는 것을 암시한다.그들의 많은 숫자와 긴 수명에도 불구하고, 적색왜성 주변의 행성에서 삶을 어렵게 만드는 몇 가지 요소들이 있다.첫째, 적색왜성의 거주가능 영역에 있는 행성들은 모항성에 매우 가까이 있어서 조석적으로 잠겨 있을 것이다.이것은 한쪽은 영원한 낮이고 다른 한쪽은 영원한 밤이라는 것을 의미할 것이다.이것은 행성의 한 쪽에서 다른 쪽으로 엄청난 온도 변화를 일으킬 수 있다.그러한 조건들은 지구와 유사한 생명체들이 진화하는 것을 어렵게 만들 것이다.그리고 이렇게 조류가 잘 잠긴 행성들의 대기에는 큰 문제가 있는 것으로 보인다. 즉, 영구적인 야간 구역은 대기의 주요 가스를 얼릴 만큼 충분히 차가울 것이고, 낮 구역을 벌거벗고 건조하게 만들 것이다.다른 한편으로, 한 이론은 두꺼운 대기나 행성 대양 중 하나가 잠재적으로 그러한 [42]행성 주위에서 열을 순환시킬 수 있다고 제안한다.

별의 에너지 출력의 변동은 또한 생명체의 발달에 부정적인 영향을 미칠 수 있다.적색왜성은 종종 거대한 플레어를 방출할 수 있는 플레어 별이며, 몇 분 만에 두 배로 밝아집니다.이러한 변화성은 적색왜성 [43]근처에서 생명체가 발달하고 지속하는 것을 어렵게 만든다.적색왜성에 가까운 궤도를 도는 행성이 항성이 폭발하더라도 대기를 유지하는 것이 가능할지 모르지만, 보다 최근의 연구에 따르면 이 별들이 지속적인 고에너지 플레어와 매우 큰 자기장의 근원이어서 우리가 알고 있는 [44][45]생명체의 가능성을 감소시킬 수 있다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Ken Croswell. "The Brightest Red Dwarf". Retrieved 2019-07-10.
  2. ^ Jason Palmer (6 February 2013). "Exoplanets near red dwarfs suggest another Earth nearer". BBC. Retrieved 2019-07-10.
  3. ^ Reiners, Ansgar; Basri, Gibor (March 2009). "On the magnetic topology of partially and fully convective stars". Astronomy and Astrophysics. 496 (3): 787–790. arXiv:0901.1659. Bibcode:2009A&A...496..787R. doi:10.1051/0004-6361:200811450. S2CID 15159121.
  4. ^ Lindemann, F. A. (1915). "The age of the Earth". The Observatory. 38: 299. Bibcode:1915Obs....38..299L.
  5. ^ Edgeworth, K. E. (1946). "Red Dwarf Stars". Nature. 157 (3989): 481. Bibcode:1946Natur.157..481E. doi:10.1038/157481d0. S2CID 4106298.
  6. ^ Dyer, Edward R. (1956). "An analysis of the space motions of red dwarf stars". Astronomical Journal. 61: 228. Bibcode:1956AJ.....61..228D. doi:10.1086/107332.
  7. ^ Mumford, George S. (1956). "The motions and distribution of dwarf M stars". Astronomical Journal. 61: 224. Bibcode:1956AJ.....61..224M. doi:10.1086/107331.
  8. ^ Vyssotsky, A. N. (1956). "Dwarf M stars found spectrophotometrically". Astronomical Journal. 61: 201. Bibcode:1956AJ.....61..201V. doi:10.1086/107328.
  9. ^ Engle, S. G.; Guinan, E. F. (2011). "Red Dwarf Stars: Ages, Rotation, Magnetic Dynamo Activity and the Habitability of Hosted Planets". 9th Pacific Rim Conference on Stellar Astrophysics. Proceedings of a Conference Held at Lijiang. 451: 285. arXiv:1111.2872. Bibcode:2011ASPC..451..285E.
  10. ^ Heath, Martin J.; Doyle, Laurance R.; Joshi, Manoj M.; Haberle, Robert M. (1999). "Habitability of planets around red dwarf stars". Origins of Life and Evolution of the Biosphere. 29 (4): 405–24. Bibcode:1999OLEB...29..405H. doi:10.1023/A:1006596718708. PMID 10472629. S2CID 12329736.
  11. ^ Farihi, J.; Hoard, D. W.; Wachter, S. (2006). "White Dwarf-Red Dwarf Systems Resolved with the Hubble Space Telescope. I. First Results". The Astrophysical Journal. 646 (1): 480–492. arXiv:astro-ph/0603747. Bibcode:2006ApJ...646..480F. doi:10.1086/504683. S2CID 16750158.
  12. ^ Pettersen, B. R.; Hawley, S. L. (1989). "A spectroscopic survey of red dwarf flare stars". Astronomy and Astrophysics. 217: 187. Bibcode:1989A&A...217..187P.
  13. ^ Alekseev, I. Yu.; Kozlova, O. V. (2002). "Starspots and active regions on the emission red dwarf star LQ Hydrae". Astronomy and Astrophysics. 396: 203–211. Bibcode:2002A&A...396..203A. doi:10.1051/0004-6361:20021424.
  14. ^ a b Dieterich, Sergio B.; Henry, Todd J.; Jao, Wei-Chun; Winters, Jennifer G.; Hosey, Altonio D.; Riedel, Adric R.; Subasavage, John P. (2014). "The Solar Neighborhood. XXXII. The Hydrogen Burning Limit". The Astronomical Journal. 147 (5): 94. arXiv:1312.1736. Bibcode:2014AJ....147...94D. doi:10.1088/0004-6256/147/5/94. S2CID 21036959.
  15. ^ a b Richmond, Michael (November 10, 2004). "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. Retrieved 2019-07-10.
  16. ^ Chabrier, G.; Baraffe, I.; Plez, B. (1996). "Mass-Luminosity Relationship and Lithium Depletion for Very Low Mass Stars". Astrophysical Journal Letters. 459 (2): L91–L94. Bibcode:1996ApJ...459L..91C. doi:10.1086/309951.
  17. ^ Padmanabhan, Thanu (2001). Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press. pp. 96–99. ISBN 0-521-56241-4.
  18. ^ a b c Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. (2004). "Red Dwarfs and the End of the Main Sequence" (PDF). Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. pp. 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A.
  19. ^ Fred C. Adams & Gregory Laughlin (1997). "A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects". Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337–372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID 12173790.
  20. ^ Koupelis, Theo (2007). In Quest of the Universe. Jones & Bartlett Publishers. ISBN 978-0-7637-4387-1.
  21. ^ Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E. (1 September 2013). "Intrinsic Colors, Temperatures, and Bolometric Corrections of Pre-main-sequence Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 208 (1): 9. arXiv:1307.2657. Bibcode:2013ApJS..208....9P. doi:10.1088/0067-0049/208/1/9. ISSN 0067-0049. S2CID 119308564.
  22. ^ Mamajek, Eric (2 March 2021). "A Modern Mean Dwarf Stellar Color and Effective Temperature Sequence". University of Rochester, Department of Physics and Astronomy. Retrieved 5 July 2021.
  23. ^ 젊은 갈색왜성은 늦은 M형 별과 비슷한 스펙트럼을 보일 수도 있다.
  24. ^ Elisabeth Newton (Feb 15, 2012). "And now there's a problem with M dwarfs, too". Retrieved 2019-07-10.
  25. ^ Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Lunine, Jonathan I.; Liebert, James (2001). "The theory of brown dwarfs and extrasolar giant planets". Reviews of Modern Physics. 73 (3): 719–765. arXiv:astro-ph/0103383. Bibcode:2001RvMP...73..719B. doi:10.1103/RevModPhys.73.719. S2CID 204927572.
  26. ^ a b Johnson, H.L.; Morgan, W.W. (1953). "Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas". Astrophysical Journal. 117: 313. Bibcode:1953ApJ...117..313J. doi:10.1086/145697.
  27. ^ Garrison, Robert F. "MK anchor-point standards table". Department of Astronomy & Astrophysics. astro.utoronto.ca. University of Toronto.
  28. ^ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). "The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars". Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373.
  29. ^ a b Kirkpatrick, J.D.; Henry, Todd J.; McCarthy, Donald W. (1991). "A standard stellar spectral sequence in the red / near-infrared - Classes K5 to M9". Astrophysical Journal Supplement Series. 77: 417. Bibcode:1991ApJS...77..417K. doi:10.1086/191611.
  30. ^ Keenan, Philip Childs; McNeil, Raymond C. (1976). An atlas of spectra of the cooler stars: Types G, K, M, S, and C. Part 1: Introduction and tables. Columbus, OH: Ohio State University Press. Bibcode:1976aasc.book.....K.
  31. ^ Boeshaar, P.C. (1976). The spectral classification of M dwarf stars (Ph.D. thesis). Columbus, OH: Ohio State University. Bibcode:1976PhDT........14B.
  32. ^ Henry, Todd J .; Walkowicz, Lucianne M.; Barto, Todd C.; Golimowski, David A. (2002). "The Solar neighborhood. VI. New southern nearby stars identified by optical spectroscopy". The Astronomical Journal. 123 (4): 2002. arXiv:astro-ph/0112496. Bibcode:2002AJ....123.2002H. doi:10.1086/339315. S2CID 17735847.
  33. ^ Gray, Richard O.; Corbally, Christopher (2009). Stellar Spectral Classification. Princeton University Press. Bibcode:2009ssc..book.....G.
  34. ^ Mawet, Dimitri; Jovanovic, Nemanja; Delorme, Jacques-Robert; et al. (2018-07-10). "Keck Planet Imager and Characterizer (KPIC): status update" (PDF). In Schmidt, Dirk; Schreiber, Laura; Close, Laird M. (eds.). Adaptive Optics Systems VI. SPIE. p. 6. doi:10.1117/12.2314037. ISBN 9781510619593. Close separations (< 1 AU) have been extensively probed by Doppler and transit surveys with the following results: the frequency of close-in giant planets (1−10 MJup) is only 2.5 ± 0.9%, consistent with core accretion plus migration models.
  35. ^ Johnson, J.A. (April 2011). "The stars that host planets". Sky & Telescope. pp. 22–27.
  36. ^ "Billions of rocky planets in habitable zones around red dwarfs". European Southern Observatory. 28 March 2012. Retrieved 10 July 2019.
  37. ^ Alibert, Yann (2017). "Formation and composition of planets around very low mass stars". Astronomy and Astrophysics. 539 (12 October 2016): 8. arXiv:1610.03460. Bibcode:2017A&A...598L...5A. doi:10.1051/0004-6361/201629671. S2CID 54002704.
  38. ^ Than, Ker (24 April 2007). "Major discovery: New planet could harbor water and life". SPACE.com. Retrieved 2019-07-10.
  39. ^ "Scientists find potentially habitable planet near Earth". Physorg.com. Retrieved 2013-03-26.
  40. ^ Tuomi, Mikko (2011). "Bayesian re-analysis of the radial velocities of Gliese 581. Evidence in favour of only four planetary companions". Astronomy & Astrophysics. 528: L5. arXiv:1102.3314. Bibcode:2011A&A...528L...5T. doi:10.1051/0004-6361/201015995. S2CID 11439465.
  41. ^ "NASA telescope reveals record-breaking exoplanet discovery". www.nasa.gov. 22 February 2017.
  42. ^ Charles Q. Choi (9 February 2015). "Planets Orbiting Red Dwarfs May Stay Wet Enough for Life". Astrobiology. Retrieved 15 January 2017.
  43. ^ Vida, K.; Kővári, Zs.; Pál, A.; Oláh, K.; Kriskovics, L.; et al. (2017). "Frequent Flaring in the TRAPPIST-1 System - Unsuited for Life?". The Astrophysical Journal. 841 (2): 2. arXiv:1703.10130. Bibcode:2017ApJ...841..124V. doi:10.3847/1538-4357/aa6f05. S2CID 118827117.
  44. ^ Alpert, Mark (1 November 2005). "Red Star Rising". Scientific American.
  45. ^ George Dvorsky (2015-11-19). "This Stormy Star Means Alien Life May Be Rarer Than We Thought". Gizmodo. Retrieved 2019-07-10.

원천

외부 링크

무료사전 위키사전에서 적색왜성을 찾아보세요.
Wikimedia Commons에는 적색왜성과 관련된 미디어가 있습니다.